Tano Cavattoni, Fabio Fantini, Simona Monesi, Stefano Piazzini
Dall’Universo
al Pianeta azzurro
T. Cavattoni, F. Fantini, S. Monesi, S. Piazzini - dall’Universo al Pianeta azzurro - © Italo Bovolenta editore 2010
Capitolo 4
I moti del pianeta Terra

«La Signoria Vostra è invitata a veder girare la Terra domani, dalle tre
alle cinque, nella Sala del Meridiano dell’Osservatorio di Parigi».
Dall’invito scritto da Jean Bernard Léon Foucault nel 1851, in occasione
della prima esperienza pubblica col pendolo da lui realizzato.
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Capitolo 4
I moti del pianeta Terra
Il moto di rotazione
La rotazione e le sue conseguenze
Prove della rotazione della Terra
Lezione 9
§ 4.1
§ 4.2
Lezione 10
§ 4.3
§ 4.4
§ 4.5
Il moto di rivoluzione
Moto di rivoluzione e stagioni astronomiche
Stagioni meteorologiche
I crepuscoli
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Capitolo 4
I moti del pianeta Terra
Prove del moto di rivoluzione
L’aberrazione annua
Parallasse annua e misura delle distanze
Lezione 11
§ 4.6
§ 4.7
Lezione 12
§ 4.8
§ 4.9
I moti millenari della Terra
Moti millenari
Moti millenari secondari
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§ 4.1
La rotazione e le sue
conseguenze
Il moto di rotazione della Terra intorno al proprio
asse ha alcune conseguenze evidenti, altre meno.
L’alternarsi del dì e della notte è certamente il
fenomeno più evidente.
Il circolo di
illuminazione
separa il dì
dalla notte.
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§ 4.1
La rotazione e le sue
conseguenze
Conseguenze della rotazione terrestre che
percepiamo meno sono:
• il rigonfiamento
equatoriale
della terra e il
moto diurno
degli astri.
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§ 4.1
La rotazione e le sue
conseguenze
Conseguenze della rotazione terrestre che
percepiamo meno sono:
• le correnti
marine e
atmosferiche,
legate all’effetto
Coriolis.
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§ 4.2
Prove della rotazione della
Terra
La prova di Guglielmini
Gianbattista Guglielmini (1740-1817) volle mostrare
che i corpi hanno diverse velocità, a diverse
distanze dall’asse.
Se la Terra ruota intorno
al proprio asse, i corpi
più distanti dall’asse di
rotazione devono avere
una maggiore velocità
lineare.
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§ 4.2
Prove della rotazione della
Terra
La prova di Guglielmini
Se la Terra ruota intorno all’asse, un corpo lasciato
cadere dall’alto deve toccare terra spostato verso
est per la maggior velocità che ha rispetto alla base.
Nel 1701, Guglielmini
misurò tale spostamento
per un corpo lasciato
cadere dall’alto della
Torre degli Asinelli a
Bologna.
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§ 4.2
Prove della rotazione della
Terra
La prova di Foucault
La prova definitiva della rotazione della Terra intorno
al proprio asse fu fornita nel 1851 da Jean Bernard
Léon Foucault, al Pantheon di Parigi .
I presenti videro un
pendolo lungo circa 67
metri oscillare avanti e
indietro, modificando
lentamente la direzione
dell’oscillazione.
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§ 4.2
Prove della rotazione della
Terra
La prova di Foucault
Non è il piano di oscillazione a ruotare, è la Terra
che ruota mentre il pendolo oscilla liberamente.
Per un osservatore
solidale con la Terra alla
latitudine di Parigi, il
piano di oscillazione del
pendolo ruota in senso
orario, spazzando circa
11,5° in un’ora.
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§ 4.2
Prove della rotazione della
Terra
La prova di Foucault
• Ai poli il piano di
oscillazione ruota di
360° in 24 ore.
• All’equatore non ruota.
• Alla latitudine φ il
periodo per compiere
un giro completo è:
T = 24h/sin(φ)
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§ 4.3
Moto di rivoluzione e stagioni
astronomiche
L’alternarsi delle stagioni è dovuto al moto di
rivoluzione della Terra intorno al Sole e
all’inclinazione dell’asse terrestre rispetto al piano
dell’eclittica.
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§ 4.3
Moto di rivoluzione e stagioni
astronomiche
Obliquità dell’eclittica e stagioni astronomiche
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§ 4.3
Moto di rivoluzione e stagioni
astronomiche
Equinozi e circolo di illuminazione
Agli equinozi dì e notte hanno la stessa durata in
ogni punto della Terra.
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§ 4.3
Moto di rivoluzione e stagioni
astronomiche
Solstizi e circolo di illuminazione
Ai solstizi dì e notte hanno la stessa durata solo
all’equatore.
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§ 4.4
Stagioni meteorologiche
La variazione dell’altezza massima del Sole nel
corso dell’anno comporta un diverso angolo di
incidenza dei raggi solari che investono la
superficie della Terra.
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§ 4.4
Stagioni meteorologiche
La variazione del flusso di energia che investe la
superficie terrestre provoca l’alternarsi delle
stagioni meteorologiche, non centrate su equinozi
e solstizi per l’inerzia termica del pianeta.
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§ 4.5
I crepuscoli
Il crepuscolo è il periodo durante il quale il Sole si
trova sotto l’orizzonte, nella fascia crepuscolare, e il
cielo non è completamente buio.
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§ 4.5
I crepuscoli
La durata del crepuscolo in occasione del solstizio è
maggiore di quello all’equinozio.
Il Sole percorre il cerchio
dell’equinozio (1) e del
solstizio (2) in 24h.
In occasione del solstizio
rimane per una percentuale
maggiore del tempo nella
fascia crepuscolare.
La differenza fra equinozio e solstizio è
esagerata per maggior chiarezza.
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§ 4.5
I crepuscoli
La durata del crepuscolo aumenta all’aumentare
della latitudine.
Il tragitto apparente del
Sole nel caso della
latitudine maggiore (2) è
inclinato rispetto al caso
dell’equatore (1). Viene
quindi percorso un tratto
maggiore nella fascia
crepuscolare.
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§ 4.6
L’aberrazione annua
La prima prova del moto di rivoluzione della Terra
risale al 1726, quando James Bradley scoprì
l’aberrazione annua: apparente variazione della
direzione di provenienza della luce di una stella.
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§ 4.6
L’aberrazione annua
L’angolo fra la reale
direzione di
propagazione della luce
e l’apparente direzione
di vista si dice angolo
di aberrazione.
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§ 4.6
L’aberrazione annua
Il fenomeno dell’aberrazione ha la massima intensità
se la direzione di vista è ortogonale al piano orbitale:
stella A. Il fenomeno è assente per la stella B che si
trova sul piano orbitale.
Il valore massimo
dell’angolo di
aberrazione, si dice
costante di
aberrazione e vale
20,5 secondi d’arco.
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§ 4.7
Parallasse annua e
misura delle distanze
Il fenomeno della parallasse fu osservato la prima
volta da Wilhelm Bessel nel 1838.
La stella che per prima
mostrò un piccolo
spostamento angolare
rispetto allo sfondo della
volta celeste fu 61 Cygni.
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§ 4.7
Parallasse annua e
misura delle distanze
L’angolo sotto cui è visto il semiasse maggiore
dell’orbita terrestre, osservato dalla stella, si dice
parallasse annua della stella.
• 61 Cygni ha una parallasse annua di 0,3''.
• La parallasse annua massima è pari a 0,8''.
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§ 4.7
Parallasse annua e
misura delle distanze
Il Parsec
Il parsec (pc) è la
distanza dalla quale si
vede il semiasse
maggiore dell’orbita
terrestre sotto un angolo
di 1'' d’arco.
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§ 4.7
Parallasse annua e
misura delle distanze
Il parsec si affianca alle altre unità di misura
utilizzate in astronomia:
• l’unità astronomica (UA): misura della distanza media
fra Sole e Terra;
• l’anno luce (a.l.): distanza percorsa dalla luce in un
anno.
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§ 4.7
Parallasse annua e
misura delle distanze
Un metodo semplice per la misura delle distanze
angolari: stendere il braccio e... misurare.
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§ 4.8
Moti millenari
La precessione degli equinozi:
moto linea degli apsidi + precessione luni-solare.
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§ 4.8
Moti millenari
La precessione degli equinozi è il moto dei punti
equinoziali, i nodi γ e Ω, lungo l’eclittica.
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§ 4.9
Moti millenari secondari
Tra i moti millenari secondari ricordiamo:
• la variazione di eccentricità dell’orbita;
• la variazione di inclinazione dell’asse terrestre.
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